Suuri Magellanin pilvi

Suuri Magellanin pilvi
Galaxy

Vista-teleskoopilla otettu infrapunakuva Suuresta Magellanin pilvestä
Tutkimushistoria
Merkintä ESO-LV 56-1150 , PGC 17223, ESO 56-115 , IRAS 05240-6948, LEDA 17223 , 3FHL J0530.0-6900e , Anon 0524-69 , 2FGL J0526.6-6825e , 2EG J0532-6914 , 3EG J0533-6916 , J0533-6916 , J0533-6916 , 3F6.
Havaintotiedot
( Epoch J2000.0 )
tähdistö kultainen kala
oikea ylösnousemus 5 h  23 m  34,60 s
deklinaatio −69° 45′ 22″
Näkyvät mitat 5,4° × 4,6°
Näkyvä ääni suuruus + 0,4 m
Ominaisuudet
Tyyppi Magellanin spiraaligalaksi
Mukana paikallinen ryhmä
radiaalinen nopeus 284 km/s [1]
z 0,00093
Etäisyys 50 kiloparsekiä
Absoluuttinen magnitudi (V) −18,5 m _
Paino 0,6—2⋅10 10 M ☉
Säde 5,4 kiloparsekkia
Ominaisuudet Linnunradan suurin ja massiivisin satelliittigalaksi
Tietoa tietokannoista
SIMBAD NIMI LMC
Tietoja Wikidatasta  ?
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa

Suuri Magellanin pilvi  ( LMC , eng.  LMC ) on Linnunradan suurin ja massiivisin satelliittigalaksi , joka sijaitsee 50 kiloparsekin etäisyydellä siitä. Galaksin halkaisija on 9,9 kiloparsekkia ja massa 0,6-2⋅10 10 M⊙ , siinä on noin 5 miljardia tähteä. V-kaistan galaksin absoluuttinen magnitudi on -18,5 m ja näennäinen magnitudi  0,4 m . Taivaalla näkyvät kulmamitat ovat 5,4° x 4,6°, vaikka itse galaksi ulottuu suuremmalle alueelle.

Suurta Magellanin pilveä kutsutaan usein epäsäännöllisiksi galakseiksi , vaikka sen rakenteessa on jonkin verran järjestystä, joten on oikeampaa luokitella se Magellanin spiraaligalaksiksi . Suuren Magellanin pilven huomattavin osa on pylväs , mukana on myös kiekko ja sädekehä, ja spiraalirakenne , vaikka havaitaan, on heikosti ilmaistu.

Suuressa Magellanin pilvessä tunnetaan noin 3 000 tähtijoukkoa , ja tällaisia ​​kohteita pitäisi olla yhteensä noin 4 600. Suuren Magellanin pilven tähtijoukkojen järjestelmä eroaa Linnunradan tähtijoukkojen järjestelmästä: Suuressa Magellanin pilvessä on esineitä, jotka ovat samankaltaisia ​​kuin galaksissamme pallomaisia ​​​​joukkoja, mutta paljon nuorempia. Avoimet klusterit ovat yleensä samanlaisia ​​kuin Linnunradalla.

Neutraalin atomivedyn massa galaksissa on 7⋅10 8 M⊙ ja molekyylivedyn massa  10 8 M⊙ . Suuren Magellanin pilven kaasu on vähemmän keskittynyt keskelle kuin tähdet, ja sitä havaitaan suuremmilla etäisyyksillä keskustasta. Galaksi sisältää koko paikallisryhmän kirkkaimman H II -alueen : 30 Doraduksen , joka tunnetaan myös Tarantula-sumuna. Vuonna 1987 galaksissa puhkesi havaintojen historian ainoa siinä oleva supernova SN 1987A  - se on lähin meitä sitten vuoden 1604 supernovaräjähdyksen .

Suuri Magellanin pilvi on havaittavissa vuorovaikutuksessa galaksimme kanssa, jonka satelliitti se on, sekä Pienen Magellanin pilven kanssa  - Magellanin pilvien ja niitä ympäröivien rakenteiden kokoelmaa, kuten Magellanin virtaa, kutsutaan Magellanin järjestelmäksi . Näiden galaksien välinen vuorovaikutus sekä Linnunradan vuorovesivaikutus vaikuttivat merkittävästi galaksin rakenteeseen ja tähtien muodostumisen historiaan siinä.

Suuret ja pienet Magellanin pilvet eteläisellä pallonpuoliskolla on tunnettu antiikista lähtien, pohjoisella pallonpuoliskolla  ainakin 1000-luvulta lähtien . Magellanin pilvet saivat nykyaikaisen nimensä Ferdinand Magellanin kunniaksi , joka teki ensimmäisen maailmanympäripurjehduksen vuosina 1519-1522: yksi Magellan-ryhmän jäsenistä Antonio Pigafetta kuvasi näitä esineitä. Suuri Magellanin pilvi näkyy paljaalla silmällä , mutta se voidaan havaita vain 20° pohjoisen leveysasteen eteläpuolella.

Ominaisuudet

Tärkeimmät ominaisuudet

Suuri Magellanin pilvi on Magellanin spiraaligalaksi [2] , joka sijaitsee 50 kiloparsekin etäisyydellä Linnunradan keskustasta [comm. 1] ja on yksi sen satelliiteista [4] [5] . Sitä havaitaan Dorado [6] [7] tähdistössä . Suuri Magellanin pilvi on yksi lähimmistä galakseistamme ja lähin helposti havaittavista galakseista: vaikka esimerkiksi Jousimiehen kääpiögalaksi sijaitsee 24 kiloparsekin päässä galaksistamme, se ei käytännössä erotu galakseistamme. Linnunradan tähdet [8] .

Suuren Magellanin pilven kulmahalkaisija mitattuna isofotista, jonka nopeus on 25 m kaaren neliösekuntia kohden fotometrisella B-kaistalla , on 11,5°, mikä vastaa lineaarista kokoa 9,9 kiloparsekkia [9] , mutta vain pienempi alue galaksi näkyy taivaalla (katso alla ) [7] [10] . Galaksin massa on 0,6-2⋅10 10 M ⊙ , siinä on noin 5 miljardia tähteä, mikä on noin 20 kertaa vähemmän kuin galaksissamme [6] . V-kaistan galaksin absoluuttinen magnitudi on −18,5 m . Siten Suuri Magellanin pilvi on Paikallisen ryhmän neljänneksi suurin galaksi valovoimaltaan ja kooltaan Andromedan galaksin , Linnunradan ja Triangulum-galaksin [11] [12] jälkeen , ja se on myös suurin ja massiivisin satelliitti. Linnunradan [13] [14] .

Galaksin näennäinen magnitudi V-kaistalla on 0,4 m , väriindeksi B−V on 0,52 m . Tähtienvälisen ekstinktion arvo V-kaistalla galaksille on 0,4 m ja tähtienvälinen punoitus B − V-värissä  on 0,13 m . Galaksin kiekon taso on vinossa kuvatasoon nähden 27–45°, galaksin näkyvän kiekon pääpuoliakselin sijaintikulma on 170° [15] . Suuren Magellanin pilven kiekon itäosa on lähinnä galaksia [16] .

Suuren Magellanin pilven pyörimiskäyrä saavuttaa maksimiarvon 71 km/s noin 4 kiloparsekin etäisyydellä keskustasta [17] . Sisäalueet tekevät yhden vallankumouksen 250 miljoonassa vuodessa [18] . Galaksin pyörimiskeskus ei ole sama kuin sen optinen keskusta [19] .

Rakenne ja tähtipopulaatio

Suuri Magellanin pilvi luokitellaan usein epäsäännölliseksi galaksiksi , vaikka sen rakenteessa on jonkin verran järjestystä, joten on oikeampaa luokitella se Magellanin spiraaligalaksiksi [2] .

Suuren Magellanin pilven huomattavin osa on palkki , jonka sijainti ei ole sama kuin galaksin kiekon keskusta. Baarissa on suhteellisen nuori tähtipopulaatio. Galaksin litteää komponenttia edustaa kaksi komponenttia: "keskusjärjestelmä", joka sisältää myös nuoren tähtipopulaation, ja laajempi levy , jossa on vanhempi tähtipopulaatio. Suuressa Magellanin pilvessä on myös sädekehä , jolla on hyvin vanha tähtipopulaatio : on mahdollista, että sädekehä on muodoltaan lähellä kiekon muotoa, ja sen tyypillinen korkeus on noin 3 kiloparsekkia [8] [20] [21] . Vanhojen tähtien lisäksi suhteellisen nuoret ja metallipitoiset tähdet muodostavat 2 % halon massasta [22] .

Suuressa Magellanin pilvessä havaitaan spiraalirakenteen fragmentteja, mutta se on melko epäjärjestynyt ja erottuu heikosti galaksin ympäröivien osien taustasta [8] [20] . Suuren Magellanin pilven levyn kirkkauden jakautuminen on eksponentiaalinen ja levyn ominaissäde on 1,5 kiloparsekiä [15] .

Suuren Magellanin pilven keskimääräinen metallisuus on −0,30 [comm. 2] . Tämänhetkinen tähtien muodostumisnopeus galaksissa on 0,26 M⊙ vuodessa . Suuressa Magellanin pilvessä populaatio II -kohteet muodostavat noin 1 % kokonaismassasta — 1,6⋅10 8 M ⊙ , ja niiden kokonaismäärän absoluuttinen suuruus on −15,2 m . Tässä tapauksessa II populaation esineiden jakauman ominaissäde on suurempi kuin koko aineen, eli 2,6 kiloparsek. Tämä osoittaa, että vyöhyke galaksissa, jossa tähtien muodostuminen tapahtuu, pieneni ajan myötä [24] .

Tähtiklusterit

Teoreettisten arvioiden mukaan Suuressa Magellanin pilvessä pitäisi olla noin 4600 tähtijoukkoa [25] , joista noin 3000 tunnetaan [26] .

Suuren Magellanin pilven tähtijoukkojen järjestelmä on erilainen kuin Linnunradalla. Rikkaat tähtijoukot galaksissamme ovat vanhoja yli 12 miljardia vuotta vanhoja esineitä, kun taas Suuressa Magellanin pilvessä on kaksi ryhmää runsaasti tähtiä. Jotkut klusterit ovat samanlaisia ​​kuin galaksissamme olevat pallomaiset tähtijoukot: niillä on punaiset värit , alhainen metallisuus , joissakin niistä on RR Lyrae -muuttujia  – galaksissa on 13 tällaista kohdetta [27] . Muut klusterit ovat sinisempiä ja alle miljardi vuotta vanhoja: tässä ne ovat samanlaisia ​​kuin avoimet klusterit , mutta sisältävät paljon enemmän tähtiä, ovat suurempia ja muodoltaan lähellä pallomaisia. Tällaisia ​​kohteita kutsutaan nuoriksi asukasklusteriksi , samanlaisia ​​kohteita ei tunneta Linnunradalla [28] .  Suuren Magellanin pilven avoimet klusterit ovat yleensä samanlaisia ​​kuin galaksissamme [29] .

Suuressa Magellanin pilvessä on yli 11,5 miljardia vuotta vanhoja pallomaisia ​​klustereita sekä suuri määrä alle 3 miljardia vuotta vanhoja klustereita, eikä keski-ikäisiä klustereita ole juuri lainkaan. Vanhoja ja nuoria klustereita erottaa myös metallisuus : vanhoissa tämä arvo ei ylitä -1,5, kun taas nuorissa se on suurempi kuin -1,0 [30] .

Nuorimmat tähtijoukot, joiden ikä on alle 4 miljoonaa vuotta, ovat jakautuneet Suuren Magellanin pilven levylle. Vanhemmat, jopa 200 miljoonaa vuotta vanhat klusterit ovat myös jakautuneet levylle ja osoittavat jonkin verran keskittymistä palkkiin. 200 miljoonasta 1 miljardiin vuoteen ikäiset klusterit ovat myös yleisempiä palkin lähellä, ja jopa vanhemmat klusterit ovat jakautuneet laajemmalle alueelle kuin kaikki muut eivätkä ole keskittyneet palkin lähelle enemmän kuin muilla alueilla.

Keskimäärin Suuren Magellanin pilven tähtijoukot ovat vanhempia kuin Linnunradan tähtijoukot. Tämä johtuu siitä, että tämän galaksin olosuhteissa klusterit ovat harvemmin vuorovaikutuksessa molekyylipilvien kanssa, ja siksi ne tuhoutuvat pidemmän ajan kuluessa. Suuressa Magellanin pilvessä klustereiden keski-ikä on 1,1 miljardia vuotta, kun taas Linnunradalla se on vain 0,2 miljardia vuotta [31] .

Interstellar medium

Suuren Magellanin pilven tähtienvälinen väliaine koostuu erilämpöisistä kaasuista ja pölystä [32] . Neutraalin atomivedyn massa galaksissa on 7⋅10 8 M⊙ ja molekyylivedyn massa 10  8 M⊙ [ 33] . Pölypitoisuus suhteessa kaasuun Suuressa Magellanin pilvessä on suuruusluokkaa pienempi kuin galaksissamme [19] .

Suuren Magellanin pilven kaasu on vähemmän keskittynyt keskelle kuin tähdet, ja sitä havaitaan suuremmilla etäisyyksillä keskustasta. Suuri osa neutraalista vedystä sijaitsee galaksin pyörivässä kiekossa, jonka halkaisija on 7,3 kiloparsekkia, ja osa on sen edessä. Galaksissa on myös kuuma kaasukorona , samanlainen kuin Linnunradalla [34] .

Suuren Magellanin pilven levyn takana havaitaan useita kvasaareja , joita voidaan käyttää tähtienvälisen sukupuuttumisen tutkimiseen levyllään . Tiedetään, että tähtienvälinen sukupuutto Suuressa Magellanin pilvessä lisääntyy voimakkaammin lyhyissä aalloissa kuin Linnunradalla. Ehkä tämä johtuu eroista kemiallisessa koostumuksessa [34] .

Suuressa Magellanin pilvessä tunnetaan ainakin 265 planetaarista sumua [35] , joiden kokonaismääräksi arvioidaan noin 1000 [36] .

30 Golden Fish

30 Doradus , joka tunnetaan myös nimellä Tarantula-sumu, on kirkkain H II -alue Suuressa Magellanin pilvessä ja koko paikallisryhmässä . Sen halkaisija on noin 200 parsekkia , koko galaksissa tähtien muodostuminen 30 Doraduksen kohdalla on aktiivisinta. Lähellä 30 Doraduksen keskustaa on nuori ja erittäin massiivinen tähtijoukko R136 , joka sisältää enemmän O-tähtiä kuin muualla galaksissa ja tähtien pitoisuus siinä on 200 kertaa suurempi kuin tyypillisissä OB-assosiaatioissa [37] [38] . Tämä tähtijoukko sisältää erittäin suurimassaisia ​​tähtiä, mukaan lukien kaikista tunnetuista massiivisin - R136a1 , jonka massa on 265 M ⊙ [7] [39] .

Muuttuva tähdet

Suurin osa Linnunradalla tunnetuista muuttuvista tähdistä löytyy myös Suuresta Magellanin pilvestä. Lähes kaikilla galaksin kirkkaimmilla tähdillä on vaihtelua [40] .

Esimerkiksi Suuressa Magellanin pilvessä tunnetaan ainakin 1470 kefeidia , ja ne ovat keskimäärin lyhyempiä kuin Linnunradan kefeidit. Ilmeisesti tämä johtuu Suuren Magellanin pilven alhaisemmasta metallisuudesta , minkä vuoksi tähdistä, joiden massa on pienempi kuin galaksissamme, voi tulla kefeidejä. RR Lyrae -tyyppisiä muuttujia suuressa Magellanin pilvessä arvioidaan olevan vähintään 10 tuhatta, ja niiden luminositeetit voivat poiketa systemaattisesti tällaisten Linnunradan tähtien valoisuuksista [41] .

Uudet ja supernovat

Uusien tähtien purkautumistiheys Suuressa Magellanin pilvessä on vähintään 0,7 vuodessa, ja supernovat purkautuvat keskimäärin kerran 100 vuodessa. Havaintojen historiaan on kirjattu vain yksi supernova - SN 1987A vuonna 1987 - se on lähin meitä sitten vuoden 1604 supernovaräjähdyksen . Viimeisten 800 vuoden aikana galaksissa on purkautunut ainakin kaksi supernovaa: SN 1987A:n lisäksi tunnetaan supernovajäännös SNR 0540-693 . Muita tunnettuja supernovajäänteitä on purkautunut viime aikoina [6] [42] .

Röntgen- ja gammalähteet

Pehmeällä röntgenalueella Suuri Magellanin pilvi säteilee kuumaa kaasua. Lisäksi tunnetaan ainakin 105 erillistä lähdettä, joista 28 tunnistetaan supernovajäännöksiksi , 6 röntgenbinaarisiksi ja 20 liittyy OB-assosiaatioihin [43] .

Vuonna 1979 galaksissa tapahtui kirkas gammapurkaus , joka liittyi supernovajäännökseen SNR N49 ja jota seurasi 8 sekunnin hajoaminen. Seuraavien neljän vuoden aikana havaittiin toistuvasti samaan lähteeseen liittyviä heikompia ja lyhyempiä purskeita [43] .

Yleisesti ottaen kosmisen säteilyn tiheys Suuressa Magellanin pilvessä on verrattavissa galaksimme tiheyteen [43] .

Vuorovaikutus muiden galaksien kanssa

Suuri Magellanin pilvi on Linnunradan satelliitti [6] . Tällä hetkellä tämä galaksi liikkuu galaksimme keskipisteen suhteen nopeudella 293 km/s: nopeuden radiaalinen komponentti on 84 km/s, tangentiaalinen komponentti  281 km/s. Suuri Magellanin pilvi liikkuu kiertoradalla , jonka perikeskinen etäisyys on 45 kiloparsekkia ja aposentrinen etäisyys 2,5 kertaa suurempi ja jonka jakso on noin 1,5 miljardia vuotta [44] .

Lisäksi Suuri Magellanin pilvi on painovoimaisesti sidottu ja vuorovaikutuksessa näkyvästi Pienen Magellanin pilven kanssa . Galaksien välinen etäisyys on 21 kiloparsekkia [45] , ne pyörivät suhteessa toisiinsa 900 miljoonan vuoden jaksolla [46] . Galakseilla on yhteinen neutraali vetykuori , ja niiden välissä on tähtien ja kaasun "silta" - Magellanin silta [47] . Magellanin pilvistä galaksiimme ulottuu Magellanin virta  - neutraalin vedyn pitkänomainen rakenne [6] [19] . Näiden galaksien ja niiden yhteisten rakenteiden kokonaisuutta kutsutaan Magellanin järjestelmäksi [48] .

Evoluutio

Tähtijoukkojen ikäjakauman perusteella voidaan seurata tähtien muodostumisen historiaa galaksissa. Keski-ikäisiä , 3–11,5 miljardin vuoden klustereita ei käytännössä ole galaksissa (katso yllä ), vain yksi tällainen kohde tunnetaan: ESO 121-SC03 . Sen ikä on 8-9 miljardia vuotta. Eräs hypoteesi viittaa siihen, että tämä klusteri muodostui Pienessä Magellanin pilvessä , jossa tähtien muodostumisnopeus oli ajan myötä tasaisempaa. Viimeisten 4 miljardin vuoden aikana tähtien muodostumisnopeus galaksissa on lisääntynyt merkittävästi. Vaikka tähtijoukkojen muodostumishistoria ei täysin kuvasta joukon kaikkien tähtien muodostumishistoriaa, muut menetelmät, kuten hiilitähtien lukumäärän mittaaminen suhteessa luokan M tähtiin , tukevat näitä päätelmiä [49] .

Suuren Magellanin pilven nykyaikaisiin parametreihin vaikutti merkittävästi sen vuorovaikutuksen historia galaksimme ja Pienen Magellanin pilven kanssa. Aluksi Suuri Magellanin pilvi oli ohut kiekko ilman palkkia, mutta viimeisen 9 miljardin vuoden aikana vuorovesivuorovaikutusten vuoksi näiden kahden galaksin kanssa Suureen Magellanin pilveen on ilmaantunut palkki ja sädekehä, ja kiekon paksuus on muuttunut. lisääntynyt. Lisäksi vuorovaikutuksesta galaksimme kanssa muodostui Magellanin virta  - se sisälsi noin 15 % tähdistä ja 20 % kaasusta, jotka olivat alun perin Suuressa Magellanin pilvessä [22] , vaikka on myös mahdollista, että Magellanin virta syntyi Pienen Magellanin pilven aineesta [ viisikymmentä]

Tähtien muodostumispurkaus, joka on johtanut massiivisten tähtijoukkojen muodostumiseen viimeisen 3 miljardin vuoden aikana, johtuu vuorovaikutuksista Pienen Magellanin pilven kanssa. Toinen, vähemmän todennäköinen selitys uusiutuneelle tähtien muodostumiselle on, että Suuri Magellanin pilvi oli alun perin Andromedan galaksin satelliitti, jonka jälkeen galaksimme vangitsi sen ja lähestyi sitä ensimmäistä kertaa läheltä 3 miljardia vuotta sitten. Lisäksi joka kerta, kun Suuri Magellanin pilvi ohitti kehän sen liikkeessä Linnunradan ympärillä, tähtien muodostumisnopeus siinä nousi tilapäisesti [22] . Laskelmien mukaan tulevaisuudessa - todennäköisin ajanjakso on 2,4 miljardia vuotta - tapahtuu törmäys ja Suuren Magellanin pilven sulautuminen galaksiimme. Tämä tapahtuu ennen Linnunradan ja Andromedan galaksin törmäystä ja johtaa siihen, että jotkut Linnunradan parametrit tulevat tyypillisemmiksi galakseille, joiden massa on vertailukelpoinen - esimerkiksi halon keskimääräinen metallisuus kasvaa, kun tulee galaksin keskustassa olevan supermassiivisen mustan aukon massa [51] .

Opiskeluhistoria

Suuret ja pienet Magellanin pilvet ovat olleet eteläisen pallonpuoliskon asukkaiden tiedossa antiikista lähtien. Ne heijastuivat eri kansojen kulttuureihin: esimerkiksi jotkin eteläamerikkalaiset heimot esittivät niitä nandulintujen höyheninä ja Australian aboriginaalit  - kahtena jättiläisenä , jotka joskus laskeutuvat taivaasta ja kuristavat nukkuvia ihmisiä [52] [53] .

Pohjoisella pallonpuoliskolla ainakin 10. vuosisadalla jKr. e. As-Sufi tunsi Magellanin pilvet . Navigaattorien kannalta Magellanin pilvet kiinnostavat, koska ne sijaitsevat lähellä maailman etelänapaa, jonka lähellä ei ole kirkkaita tähtiä [52] [54] .

Magellanin pilvet saivat nykyaikaisen nimensä Fernand Magellanin kunniaksi , joka teki ensimmäisen maailmanympäripurjehduksen vuosina 1519-1522. Yksi Magellanin tiimin jäsenistä Antonio Pigafetta antoi kuvauksen näistä esineistä. Lisäksi Pigafetta oletti oikein, että Magellanin pilvet koostuvat yksittäisistä tähdistä [52] .

Vuonna 1847 John Herschel julkaisi luettelon 919 yksittäisestä esineestä Suuressa Magellanin pilvessä koordinaatteineen ja lyhyine kuvauksineen. Vuonna 1867 Cleveland Abbe ehdotti ensimmäisen kerran, että Magellanin pilvet ovat Linnunradan erillisiä galakseja [ 55] [56] .

Vuodesta 1904 lähtien Harvardin observatorion työntekijät alkoivat löytää kefeidejä Magellanin pilvistä. Vuonna 1912 Henrietta Leavitt , joka työskenteli myös Harvardin observatoriossa, havaitsi Magellanin pilvien suhteen ajanjakson ja kefeidien valoisuuden välillä [57] . Tällä suhteella alkoi myöhemmin olla tärkeä rooli galaksien välisten etäisyyksien mittaamisessa. Vuodesta 1914 lähtien Lick-observatorion tähtitieteilijät alkoivat systemaattisesti mitata Magellanin pilvien emissiosumujen säteittäisiä nopeuksia. Kävi ilmi, että kaikilla näillä esineillä on suuret positiiviset radiaalinopeudet - tämä oli todiste siitä, että Magellanin pilvet ovat erotettu Linnunradalta. Harlow Shapley nimesi vuonna 1956 nämä kolme löytöä, samoin kuin neutraalin vedyn havaitseminen radioteleskooppien avulla Magellanin pilvissä ja niiden ympäristössä , tärkeimmiksi Magellanin pilviin liittyviksi saavutuksiksi. Lisäksi Shapley pani merkille useita muita löytöjä: esimerkiksi erilaisten tähtipopulaatioiden löytämisen Magellanin pilvistä [54] [58] .

Myöhemmin 1900-luvulla tehtiin myös lukuisia löytöjä: esimerkiksi Magellanin virta löydettiin, Magellanin pilvistä löydettiin röntgenlähteitä ja pilvien pölykomponenttia tutkittiin IRAS- avaruusteleskoopilla . Lisäksi supernova SN 1987A räjähti Suuressa Magellanin pilvessä vuonna 1987 , mikä antoi myös tietoa tästä galaksista [59] . 2000-luvulla avaruusteleskoopit , kuten Gaia , Spitzer ja Hubble [60] [61] [62] tarjosivat paljon tietoa Suuresta Magellanin pilvestä .

Havainnot

Pohjoisen pallonpuoliskon keskimmäisillä leveysasteilla Suuri Magellanin pilvi ei ole näkyvissä, ainakin osa siitä on havaittavissa 20° pohjoisen leveysasteen eteläpuolella. Galaksi sijaitsee pääosin Dorado -tähdistössä , mutta pieni osa siitä sijaitsee Pöytävuoren tähdistössä [12] .

Suuren Magellanin pilven näennäinen magnitudi on +0,4 m ja näennäiset kulmamitat ovat 5,4° x 4,6° [10] . Suuri Magellanin pilvi voidaan nähdä paljaalla silmällä jopa valonsaasteiden kanssa , se näyttää soikealta utuiselta paikalta. Suuren Magellanin pilven kirkkain osa on pylväs, sen pituus on 5°, mikä on 10 kertaa täysikuun halkaisija , ja sen leveys on 1°. Käytettäessä kiikareita tai pientä kaukoputkea galaksin himmeämmät reuna-alueet tulevat näkyviin [12] [63] .

Suuressa Magellanin pilvessä on vähintään 114 uutta yleiskatalogiobjektia . Niiden joukossa on Tarantula-sumu , joka erottuu galaksin muiden yksityiskohtien taustasta: jotkut sen rakenteen yksityiskohdat ovat erotettavissa jopa 100 mm : n aukon kaukoputken läpi tarkasteltuna. Teleskoopissa, jonka linssin halkaisija on 150 mm, voidaan nähdä useita galaksin yksittäisiä sumuja ja tähtijoukkoja. Käytettäessä kaukoputkea, jonka aukko on 200 mm, esineet, kuten NGC 1714  , pieni emissiosumu , ovat selvästi näkyvissä , joiden lähellä sijaitsee himmeämpi sumu NGC 1715 . Avoimessa joukossa NGC 1755 kirkkaimmat tähdet ovat erotettavissa himmeämpien tähtien luomaa sumeaa hehkua vastaan. Näet emissio-sumun NGC 1763 9 minuutin sisällä kaaresta , josta on vielä kolme himmeämpää sumua - NGC 1760 , NGC 1769 ja NGC 1773 , sekä toisen samanlaisen ryhmän, vielä lähempänä, joka koostuu sumuista NGC 1962 , NGC 1965 , NGC 1966 ja NGC 1970 . Näkyvissä ovat myös pallomaiset klusterit NGC 1835 ja NGC 2019 sekä superklusteri NGC 1850 , joissa noin 50 yksittäistä tähteä voidaan erottaa. Lopuksi näet avoimet klusterit NGC 2100 , joissa on mahdollista erottaa joitain rakenteen yksityiskohtia ja yksittäisiä tähtiä, ja NGC 2214 [12] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ Etäisyys tästä galaksista aurinkoon on myös 50 kiloparsekkia [3] .
  2. ↑ Metallillisuus vastaa heliumia raskaampien alkuaineiden osuutta, joka on yhtä suuri kuin aurinkoenergia [23] .

Lähteet

  1. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Voi. 152, Iss. 2. - s. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
  2. ↑ 1 2 Wilcots EM Magellan-tyyppisiä galakseja kaikkialla universumissa  //  Proceedings of the International Astronomical Union. - N. Y .: Cambridge University Press , 2009. - 1. maaliskuuta ( nide 256 ). — s. 461–472 . — ISSN 1743-9213 . - doi : 10.1017/S1743921308028871 . Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2022.
  3. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 145-146.
  4. ↑ Pietrzyński G., Graczyk D., Gallenne A., Gieren W., Thompson IB Etäisyys Suureen Magellanin pilveen yhden prosentin  tarkkuudella  // Luonto . - 2019. - 1. maaliskuuta ( nide 567 ). — s. 200–203 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/s41586-019-0999-4 . Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2022.
  5. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 93, 145-146.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Zharov V. E. Magellanin pilvet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2022.
  7. ↑ 1 2 3 Hodge P.W. Magellanic Cloud  . Encyclopedia Britannica . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2015.
  8. ↑ 1 2 3 van der Marel RP Suuri Magellanin pilvi: rakenne  ja  kinematiikan .: Cambridge University Press , 2006. – 1. tammikuuta ( nide 17 ). — s. 47–71 . — ISBN 9780511734908 . - doi : 10.1017/CBO9780511734908.005 . - arXiv : astro-ph/0404192 .
  9. ↑ Tulokset kohteelle Large Magellanic Cloud (LMC) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  10. ↑ 12 LMC . _ SIMBAD . Haettu 24. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. huhtikuuta 2022.
  11. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 93, 280.
  12. ↑ 1 2 3 4 Katso lähemmin Suurta Magellanin  pilveä . Astronomy.com . Haettu 23. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 23. huhtikuuta 2022.
  13. ↑ Suuren Magellanin pilven pyöriminen . Astronetti . Haettu 26. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. lokakuuta 2020.
  14. ↑ Mucciarelli A., Massari D., Minelli A., Romano D., Bellazzini M. Jäänne menneestä fuusiotapahtumasta suuressa Magellanin pilvessä  //  Nature Astronomy. L . : Luontosalkku . Springer Naturen jälki , 2021. - joulukuu ( nide 5 , painos 12 ). - s. 1247-1254 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-021-01493-y . Arkistoitu alkuperäisestä 26. maaliskuuta 2022.
  15. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 93.
  16. ↑ Westerlund, 1997 , s. 29.
  17. ↑ Indu G., Subramaniam A. Suuren Magellanin pilven kinematiikka uudelleen : Todisteita mahdollisesta sisään- ja ulosvirtauksesta  // Astronomy & Astrophysics  . — Les Ulis: EDP Sciences , 2015-01-01. — Voi. 573 . — P. A136 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321133 . Arkistoitu 30. lokakuuta 2020.
  18. ↑ Suuren Magellanin pilven pyörimisnopeus  . HubbleSite.org . Käyttöönottopäivä: 14.4.2022.
  19. ↑ 1 2 3 Efremov Yu. N. Magellanic Clouds . Astronetti . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2020.
  20. ↑ 12 Westerlund , 1997 , s. 30-32.
  21. ↑ Mazzi A., Girardi L., Zaggia S., Pastorelli G., Rubele S. VMC-kysely - XLIII. Tilallisesti ratkaistu tähtien muodostumisen historia Suuren Magellanin pilven yli  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. - 1. marraskuuta ( nide 508 ). — s. 245–266 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stab2399 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. huhtikuuta 2022.
  22. ↑ 1 2 3 Bekki K., Chiba M. Magellanin pilvien muodostuminen ja evoluutio - I. Suuren Magellanin pilven rakenteellisten, kinemaattisten ja kemiallisten ominaisuuksien alkuperä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Blackwell Publishing , 2005. - tammikuu ( nide 356 , painos 2 ). — s. 680–702 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x . Arkistoitu alkuperäisestä 21. maaliskuuta 2022.
  23. ↑ Darling D. Metallicity . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 29. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2021.
  24. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 93, 120, 135.
  25. ↑ Westerlund, 1997 , s. 47-48.
  26. ↑ Nayak PK, Subramaniam A., Choudhury S., Indu G., Sagar R. Tähtiklusterit Magellanin pilvissä — I. LMC:n 1072 klusterin parametrointi ja luokittelu   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. - 1. joulukuuta ( nide 463 ). - s. 1446-1461 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw2043 .
  27. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 142.
  28. ↑ Westerlund, 1997 , s. 43-46.
  29. ↑ Tähtijoukko  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 29. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 17. huhtikuuta 2022.
  30. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 102-103, 124-125.
  31. ↑ Westerlund, 1997 , s. 51-55.
  32. ↑ Westerlund, 1997 , s. 143-178.
  33. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 134.
  34. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 134-136.
  35. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 133-134.
  36. ↑ Westerlund, 1997 , s. 132.
  37. ↑ Westerlund, 1997 , s. 202-220.
  38. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 112-115.
  39. ↑ Crowther PA, Schnurr O., Hirschi R., Yusof N., Parker RJ R136-tähtijoukossa on useita tähtiä, joiden yksittäiset massat ylittävät suuresti hyväksytyn 150 miljoonan auringon tähtimassarajan  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2010. - 1. lokakuuta ( nide 408 ). — s. 731–751 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . Arkistoitu alkuperäisestä 20. maaliskuuta 2022.
  40. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 115.
  41. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 115-120.
  42. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 120-122, 129-133.
  43. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 2000 , s. 136-137.
  44. ↑ van der Marel RP, Alves DR, Hardy E., Suntzeff NB : Carbon Star Kinematicsin uusi käsitys suuren Magellanin pilven rakenteesta, dynamiikasta ja radasta  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - Marraskuu ( nide 124 , painos 5 ). — s. 2639–2663 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1086/343775 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. huhtikuuta 2022.
  45. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 145.
  46. ↑ Magellanin pilvet  . Tähtitiede . Melbourne: Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 16. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 17. maaliskuuta 2022.
  47. ↑ Korolev V. "Tähtisilta" löydettiin Magellanin pilvien välillä . N+1 . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2022.
  48. ↑ Westerlund, 1997 , s. 21.
  49. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 124-126.
  50. ↑ Magellanic Stream . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu: 13.8.2022.
  51. ↑ Cautun M., Deason AJ, Frenk CS, McAlpine S. Galaksimme ja suuren Magellanin pilven välisen suuren törmäyksen jälkimainingit  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - 21. helmikuuta ( nide 483 , painos 2 ). — s. 2185–2196 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/sty3084 . Arkistoitu alkuperäisestä 8. tammikuuta 2019.
  52. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , s. yksi.
  53. ↑ Olsen K. Tapaa Magellanin pilvet: galaksimme kirkkaimmat  satelliitit . Astronomy.com (20. marraskuuta 2020). Haettu 18. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 19. toukokuuta 2021.
  54. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 92.
  55. ↑ Westerlund, 1997 , s. 1-2.
  56. ↑ Abbe C. Sumujen jakautumisesta avaruudessa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - L .: Royal Astronomical Society , 1867. - 12. huhtikuuta ( nide 27 , painos 7 ). — s. 257–264 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/27.7.257a .
  57. ↑ Leavitt HS, Pickering EC Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud  //  Harvard Collegen observatorion kiertokirje. - Cambridge, MA: Harvard University , 1912. - 1. maaliskuuta ( nide 173 ). - s. 1-3 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. toukokuuta 2022.
  58. ↑ Westerlund, 1997 , s. 2.
  59. ↑ Westerlund, 1997 , s. 3-5.
  60. ↑ Vasiliev E. Suuren Magellanin pilven sisäinen dynamiikka Gaia DR2:sta  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1. marraskuuta ( nide 481 ). — P.L100–L104 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnrasl/sly168 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. tammikuuta 2022.
  61. ↑ Meixner M., Gordon KD, Indebetouw R., Hora JL, Whitney B. Spitzer Survey of the Large Magellanic Cloud: Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution (SAGE). I. Yleiskatsaus ja alustavat tulokset  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2006. - 1. joulukuuta ( nide 132 ). — s. 2268–2288 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/508185 . Arkistoitu alkuperäisestä 12. helmikuuta 2022.
  62. ↑ Hubble tutkii tähtijoukkojen muodostumista ja kehitystä Suuressa Magellanin  pilvessä . ESA . Haettu 23. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 1. marraskuuta 2020.
  63. ↑ Magellanin pilvet , galaktiset naapurimme  . EarthSky (8. joulukuuta 2021). Haettu 23. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2022.

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa